Las estrellas

Nacimiento de las Estrellas

La etapa inicial de formación de una estrella se denomina protoestrella. En este estado, al descender la temperatura alcanzada en el momento de la Gran Explosión la futura estrella se compone de un conjunto denso de gases (hidrógeno y helio) y polvo que se colapsan hacia un centro común por efecto de la gravedad. Aún no se inicia el proceso de combustión y no emiten luz. Las protoestrellas son detectadas por la emisión de rayos infrarrojos y de ondas de radio.

Actualmente se conocen varios conglomerados infrarrojos, o regiones de formación de estrellas.

Piensa una inmensa nube obscura solo iluminada por la tenue luz estelar, que flota en el espacio vacío. Es poco densa, pero no es uniforme. Hay lugares donde la densidad es levemente mayor que el promedio. Poco a poco, en parte por azar y en parte por una pequeña acción gravitacional la nube de gas empieza a condensarse alrededor de ese punto de mayor densidad. El proceso es lento, puedes estar varios miles de años sin que veas nada fuera de lo común en una nebulosa como la que te imaginas ahora. Son necesarios millones de años. Y una gran paciencia.

Mil años mas tarde, en el interior de la nube encontramos una bola incandescente 20 veces mas grande que el sol y 100 veces más brillante que este. El calor en su interior es suficiente para producir reacciones termonucleares con el hidrógeno del núcleo. Acaba de nacer una estrella.

Pero el nacimiento de una estrella no siempre tiene un final feliz: Una protoestrella con masa menor a 0.08 masas solares no genera la suficiente temperatura y presión en su interior para producir las reacciones termonucleares necesarias para ser una estrella. En tal caso se convierten en enanas marrones. Por otro lado si la protoestrella tiene una masa mayor a 80 masas solares sera tal la temperatura que la presión de la radiación impedirá la condensación de la nube.

Madurez de las Estrellas

Al calentarse una protoestrella (proceso que dura en aproximadamente 1 millón de años) se inicia el proceso de combustión nuclear y emite luz. En su madurez, una estrella es un cuerpo gaseoso con dos fuerzas en equilibrio: la gravitacional empuja hacia el centro y la combustión nuclear con empuje hacia fuera. En esta etapa la estrella consume hidrógeno y, como residuo, genera núcleos de helio. La duración de la secuencia principal por tanto depende de la masa de la estrella. Para una estrella como el Sol, su vida media es de 10,000 millones de años.

Una vez que la estrella empieza a conformarse como tal, debe respetar dos equilibrios fundamentales durante toda su vida.

1. El Equilibrio Térmico ,es decir que toda la energía producida en su interior debe estar balanceada con la energía que es radiada al exterior, y además con su temperatura interna.
2. El segundo equilibrio es el Equilibrio Hidrostático ; la presión a cualquier profundidad de la estrella debe ser suficiente para compensar el peso de las capas superiores.

Ambos equilibrios se mantienen a lo largo de millones de años, hasta que el combustible nuclear empieza a agotarse. El tiempo que toma agotar el hidrógeno en su núcleo depende de la masa de la estrella; asi las de mayor masa (alrededor de 70 masas solares) les bastan 300 000 años para agotarse, mientras que las de menor masa (menor a las del sol) tienen algo de 200 000 millones de años para agotar sus reservas de hidrógeno.

Cuando se termina este elemento comienza un proceso llamado combustión de helio, ya que al quedar solo el mencionado elemento,la estrella lo utiliza para seguir funcionando. Pero quemar helio es más difícil que quemar hidrógeno,ya que la repulsión eléctrica es el doble. En consecuencia la temperatura en el interior debe aumentar para que dicha combustión se lleve a cabo,y efectivamente esto sucede.

Debido a que la estrella va quemando paulatinamente los restos de su combustible original, la presión de la radiación cede (a consecuencia del agotamiento del combustible) ante el peso de la estrella. Como consecuencia el núcleo se contrae cada vez más ,y a causa de esto aumenta dramáticamente su temperatura desde 15 millones de grados,a 100 millones de grados! Literalmente el cielo es el límite.

En la última fase del agotamiento, el hidrógeno se empieza a consumir en las afueras del núcleo,con lo que la luminosidad se incrementa y la estrella entera se expande, al expandirse su superficie se enfría con lo que su coloración se vuelve mas rojiza. La estrella se convierte en una Gigante Roja.

Muerte de las Estrellas

Cuando el hidrógeno del núcleo de la estrella se ha consumido casi por completo, el núcleo no puede compensar la gravedad e inicia el colapso hacia su centro. Esto provoca un notable incremento en la temperatura. Con la temperatura más elevada, el hidrógeno de la superficie de la estrella arde de forma más violenta y ésta se expande. A esta fase se le conoce como gigante roja. Cuando nuestro Sol llegue a esta etapa de su vida, su tamaño se incrementará tanto que llegará a la órbita de la Tierra.

Conforme el núcleo de una gigante roja se sigue comprimiendo, la temperatura sigue incrementándose hasta que es posible la fusión del helio en carbono. Este es un proceso relativamente rápido, en el cual la estrella disminuye su tamaño y se compacta, pasando por la fase de enana roja y, finalmente, termina siendo una enana blanca, que seguirá enfriándose lentamente durante millones de años.

El estado final de las estrellas (su ancianidad) transcurre como una Gigante Roja, pero su muerte, es decir, el modo en que muere depende decisivamente de la masa que posea. De este modo el astro puede terminar su vida apaciblemente como una enana

blanca , o si tiene mayor masa puede llegar a ser (después de una supernova) una estrella de neutrones o en un caso extremo convertirse en un agujero negro.

Lo que siempre ocurre es que la estrella de algún modo se deshace de parte de su material; formando las llamadas nebulosas planetarias (quedando luego una enana blanca en su centro),o de otro modo liberan violentamente su material al exterior mediante una supernova.

Enana Blanca:

En la etapa final de una Gigante roja, la región central de la estrella se contrae y arroja al espacio las capas externas. En su interior queda un tipo de estrella llamada enana blanca la cual tiene el tamaño de la tierra pero la masa de el sol. Esta clase de estrella se demora mucho en enfriar su superficie,la más fría tiene una temperatura de 3500 grados kelvin.

Supernova:

Las estrellas de mayor masa, después de convertir su hidrógeno, pueden seguir quemando los demás componentes para formar elementos más pesados (carbono, oxígeno, neón, magnesio, silicio, y finalmente fierro). Cuando la estrella trata de extraer energía del átomo de fierro, sucede una reacción que absorve la energía de la estrella. En ese momento la estrella se colapsa, desmoronandose en si misma y rebotando en el centro, ocurriendo así una gran explosión que destruye la estrella. Su brillo es considerable y puede ser hasta diez mil millones de veces más brillante que el sol. A esto se le llama Supernova.

Estrella de Neutrones:

Cuando la estrella sobrepasa el límite de 1.4 masas solares sucede que la materia se comprime aún más que en una enana blanca, en ese momento los electrones de sus átomos chocan (al estar tán comprimidos) con los protones,formando un neutrón.En ese momento la estrella se vuelve una estrella de neutrones. El otro efecto es que su tamaño se reduce a alrededor de 10 kilómetros de diámetro, con mil millones de toneladas por centímetro cúbico!

Agujeros Negros:

Podemos tener una estrella de neutrones en el rango de 1 y 3 masas solares. Si una estrella esta colapasando tiene mas de 3 masas solares, la gravedad no podrá ser contrarrestada de ningún modo.De acuerdo con la teoría de la relatividad, ni siquiera la luz puede escapar de este cuerpo. Es por ello que se les llama agujero negro, pues no puede emitir ningún tipo de luz.

Clasificación por color, temperatura y magnitud

La magnitud de una estrella es una descripción de su luminosidad percibida. Existen dos clases de magnitudes: relativa y absoluta. La magnitud relativa se refiere a la luminosidad tal como se percibe desde la Tierra. La magnitud absoluta, por su parte, hace referencia a la luminosidad que se percibiría a una distancia de 10 parsecs (Parsec: Medida de distancias astronómicas, equivalente a 3.26 años luz.)

Esta clasificación fue originalmente propuesta por Ptolomeo, con magnitudes numéricas del 1 al 6, siendo las estrellas más brillantes aquellas de magnitud 1.

Actualmente, esta clasificación se ha ampliado para catalogar estrellas con mayor exactitud. Por ejemplo Sirio, la estrella más brillante observable a simple vista, tiene una magnitud de -1.6.

Por el espectro de las radiaciones de las estrellas, éstas se clasifican en las clases O, B, A F, G, K y M. A su vez, cada una de estas clases se divide en nueve subclases (numeradas del 1 al 9) lo que permite catalogar a las estrellas en una gráfica llamada diagrama de Hertzprung-Russel. Las clases R, N y S se reservan para clasificar a las estrellas gigantes o supergigantes, que tienen diferente composición química. Las estrellas más calientes son de tipo O y de color azul. Las más frías son de tipo M y su color es rojo. El Sol es una estrella amarilla de clase F.

Estrellas super nova

Es probable que todas las estrellas, incluido el Sol, varíen ligeramente de brillo con cierta periodicidad. Estas variaciones apenas son mensurables.

Sin embargo, algunas estrellas cambian mucho de brillo y se les denomina estrellas variables. Hay muchos tipos. Algunas repiten los ciclos con una precisión casi de reloj; otras son muy irregulares.

Algunas necesitan sólo horas o días para volver a un brillo determinado, otras necesitan años. El brillo de estas estrellas puede cambiar de modo casi imperceptible o de forma violenta.

Las variables más espectaculares son las novas y supernovas. Las novas pueden llegar a brillar hasta 200.000 veces más que el Sol perdiendo quizá una centésima o una milésima del 1% de la masa del Sol a velocidades por encima de los 960 km/s. Algunas novas repiten este proceso cada cierto tiempo hasta que pierden demasiada masa para continuar.

Aunque las supernovas tienen un nombre similar, son un fenómeno mucho más catastrófico y no periódico. Representan la explosión real de una estrella que a veces brilla durante unos pocos días unos 100.000 millones de veces más que el brillo real del Sol antes de desvanecerse del todo. Dejan tras de sí restos que se expanden y se contemplan como nubes brillantes de gas o nebulosas. Un ejemplo de esto es la nebulosa del Cangrejo, observada por primera vez desde la Tierra como supernova en 1054. A veces también queda un púlsar (véase más adelante) como vestigio en el centro de los restos. Las novas se presentan con frecuencia en la Vía Láctea, quizá una de cada dos de las que se observan cada año, pero las supernovas son mucho más raras. La supernova más reciente de la Vía Láctea apareció en 1604, aunque hubo una en una galaxia cercana que en 1987 llamó mucho la atención.

Constelación

Constelación, cualquiera de las 88 agrupaciones de estrellas que aparecen en la esfera celeste y que toman su nombre de figuras religiosas o mitológicas, animales u objetos. Este término también se refiere a áreas delimitadas de la esfera celeste que comprenden los grupos de estrellas con nombre.

Los dibujos de constelaciones más antiguos fueron hechos en conchas, vasijas y tableros de juego de los sumerios, que señalan que las constelaciones ya habían sido establecidas el 4000 a.C. Los sumerios le dieron el nombre a la constelación Acuario, en honor a su dios An, que derrama el agua de la inmortalidad sobre la Tierra. Los babilonios ya habían dividido el zodíaco en 12 signos iguales hacia el 450 a.C.

Las actuales constelaciones del hemisferio norte se diferencian poco de las que conocían los caldeos y los antiguos egipcios.

Homero y Hesíodo mencionaron las constelaciones y el poeta griego Arato de Soli, dio una descripción en verso de 44 constelaciones en su Phaenomena. Tolomeo, astrónomo y matemático griego, en el Almagesto, describió 48 constelaciones, de las cuales, 47 se siguen conociendo por el mismo nombre.